New β Cephei variable in the Southern open cluster NGC 6200: ALS 3728
我们报道了位于南疏散星团$β$的一个新的造父变星：\astrobj{ALS 3728}的证据。2011年，南非天文台对NGC1，6200恒星进行了分光光度观测。发现\astrobj{ALS 3728}具有约4.95 d的频率，具有最高振幅的$^{-1}$。这颗恒星还显示出一个显着的静止阶段，就在它的光极大值，这是一个典型的特征，发生在这些类型的恒星。此外，模式识别应用于从傅立叶分析计算的主频率。
2013-02-26 astro-ph.SR
New magnetic field measurements of beta Cephei stars and Slowly Pulsating B stars
我们提出的结果继续我们的磁调查与FORS 1在VLT的样本组成的B型星的确认或候选人的仙王座β星和缓慢脉动B星。大约有三分之一的仙王座β星探测到了磁场。磁性慢脉动B星和候选慢脉动B星的比例更高，高达50%。我们发现在H-R图中，磁性和非磁性脉动星的区域大部分重叠，并且没有清晰的图像显示出磁场在主序星上的可能演化。
2009-01-21 astro-ph.SR
Beta Cephei stars from ASAS: a new look at hot pulsators
全天自动巡天（ASAS）的数据覆盖了北纬28度以南近70%的天空，最近发现了大约300颗比V~11.5等亮的造父β星。这意味着这种类型的已知恒星数量增加了近四倍，研究这些恒星的新可能性，包括统计工作。ASAS调查的同质性使我们能够研究它们在本地银河系中的分布。我们讨论这种分布的背景下，附近的旋臂的位置。此外，我们还展示了已知的仙王座β星的整个样本的脉动（周期，振幅）特性。还指出了从星震学的观点来看令人感兴趣的一些天体。
2009-12-07 astro-ph.SR
Application of Monte Carlo-based statistical significance determinations to the Beta Cephei stars V400 Car, V401 Car, V403 Car and V405 Car
我们使用Lomb-Scargle周期图分析和Monte Carlo显著性检验来检测仙王座β星V400 Car、V401 Car、V403 Car和V405 Car中高于3 σ水平的周期性。这些方法产生了六个以前未报道的周期性在预期的频率范围内的激发脉动：一个在V400车，三个在V401车，一个在V403车和一个在V405车。这六个频率中的一个显著高于4西格玛水平。我们为这四颗星中发现的所有周期提供了统计显着性。
2009-06-29 astro-ph.SR
Periodic Radio Continuum Emission Associated with the beta Cephei Star V2187 Cyg
我们提出了新的光学时间分辨光度学和中等分辨率光谱的V2187 Cyg。我们确认它的分类作为一个β造父变星的基础上，正弦光变化的周期为0.2539天，平均振幅为0.037和0.042等，在“i”和“V”，分别。我们对这颗恒星B2-3V的光谱进行了分类，没有证据表明其吸收线的轮廓在小时或天的时间尺度上发生了变化。恒星光谱中完全没有发射线。我们检测到意想不到的微弱的无线电连续发射（0.4和0.8毫焦耳在6厘米），显示出正弦变化的周期为12.8天。无线电频谱是热的。我们在甚大阵列档案中搜索了其他15颗造父β星的无线电连续辐射。这些额外的恒星中没有一颗被探测到，其中一些比天鹅座V2187更接近太阳，这表明仙王座β星的无线电发射是非常罕见的。
2014-01-16 astro-ph.SR
New magnetic field measurements of beta Cephei stars and Slowly Pulsating B stars
我们目前的结果继续我们的磁调查与FORS 1在VLT的一个样本的B型星组成的确认或候选人的仙王座β星和慢脉动B（以下简称SPB）的明星，以及少量的正常B型星。在三颗仙王座β星和两颗疑似仙王座β星、五颗SPB星和八颗疑似SPB星中检测到了几百高斯量级的弱平均纵向磁场。此外，在两颗正常的B型恒星中，即富氮的早期B型恒星HD 52089和B5 IV型恒星HD 153716中，也发现了大于3 σ的纵向磁场。大约三分之一的仙王座β星已经探测到磁场：在FORS 1研究的13颗仙王座β星中，有4颗星拥有弱磁场，在6颗疑似仙王座β星的样本中，有2颗显示出弱磁场。发现磁性SPB和候选SPB的比例更高：34颗SPB恒星中大约有一半被发现是磁性的，16颗候选SPB恒星中有8颗拥有磁场。为了理解为什么只有一小部分脉动星具有磁场，我们研究了磁脉动星和非磁脉动星在H-R图中的位置。我们发现它们在H-R图上的区域有很大的重叠，并且没有清晰的图像显示出磁场在主序列上的可能演化。有可能在脉动频率较低和脉动幅度较小的恒星中发现更强的场。如果我们考虑磁场强度和v sin i值之间的相关性，也会发现类似的趋势，即更强的磁场往往出现在旋转更慢的恒星中。
2009-02-08 astro-ph.SR
On X-ray pulsations in beta Cephei-type variables
仙王座β型变星是早期的B型恒星，其特征是在它们的光学光变曲线中可以观察到振荡。至少有一个β Cep变量也显示出X射线的周期性变化。在这里，我们研究的X射线光变曲线在β Cep-变量的样本调查如何常见的X射线脉动是这类恒星。我们搜索了钱德拉和XMM-牛顿X射线档案，并选择了这些望远镜观察到的至少三个光学脉冲周期的恒星。我们检索并分析了kappa Sco、beta Cru和alpha Vir的X射线数据。对这些物体的X射线光变曲线进行了研究，以检验其可变性和周期性。虽然有一个微弱的迹象表明，X射线的变化在β Cru，我们没有发现统计上显着的证据，X射线脉动在我们的任何样本恒星。这可能是由于数据质量不足或实际缺乏调制。新的、更敏感的观察应该解决这个问题。
2015-03-19 astro-ph.SR
Theoretical fit of Cepheid light an radial velocity curves in the Large Magellanic Cloud cluster NGC 1866
本文从理论上研究了大麦云星云NGC 1866中五颗经典造父变星的多重滤波器（U、B、V、I和K）光和径向速度曲线。最佳拟合模型占五个选定的变量，四个脉动的基本模式和一个在第一泛音的光度和径向速度的变化，提供直接估计其内在的恒星参数和个人的距离。由此产生的恒星性质表明一个稍微明亮的质量光度关系比典型的，可能是由于轻微的过冲和/或质量损失。至于推断的距离，各个值在不确定性范围内是一致的。此外，它们的加权平均值对应于18.56 +-0.03（stat）+-0.1（syst）mag的距离模量，与文献中的几个独立结果一致。
2012-10-16 astro-ph.SR
A beta Cephei pulsator and a changing orbital inclination in the high-mass eclipsing binary system VV Orionis
我们提出了一个分析的高质量食双星系统VV猎户座测光的基础上从TESS卫星。主星（B1V，9.5 Msun）显示出仙王座β的脉动，而副星（B7V，3.8 Msun）可能是一颗缓慢脉动的B星。我们检测到51个显着的振荡频率，其中包括两个多重带的分离等于轨道频率，表明脉动潮汐扰动。我们分析TESS光变曲线和公布的径向速度，以确定系统的物理性质。这两颗恒星都是它们脉动类型中的第二颗，具有精确测量的质量。轨道倾角目前也在减小，可能是由于与第三个天体的引力相互作用。
2020-12-07 astro-ph.SR
New Beta Cephei stars with KELT
我们提出了一个搜索银河系的仙王座β星，这是大规模的脉动恒星的压力模式和混合模式的结果。因此，这些恒星可以作为大质量恒星内部地震学研究的基准。我们通过对已知O型和B型恒星的光学光变曲线进行频率分析来进行搜索，这些数据来自KELT系外行星调查。我们确定了113颗造父β星，其中86颗是新发现的，这总共代表了目前已知数量的70%。另有96名候选人已确定。在我们的目标中，我们发现了5个新的食双星和22颗恒星等频间距暗示旋转分裂的非径向脉动模式。我们的目标和一些有趣的个人对象之间的候选人逃逸恒星进行了讨论。TESS飞行任务将观测大多数已知和新发现的仙王座β星，提供迄今为止最全面的大质量主序星脉动观测数据集，其质量足以进行详细的星震研究。未来对这些光变曲线的分析有可能大大增加我们对恒星内部结构和其中发生的物理过程的理解。
2019-07-26 astro-ph.SR
Testing the forward approach in modelling beta Cephei pulsators: setting the stage
我们通过研究脉动星所能获得的恒星参数和恒星内部的信息，关键取决于现有的观测约束：地震约束（探测到的模式的精度和数量、识别、模式的性质）和“经典”观测（光球丰度、有效温度、光度、表面重力）。我们考虑的情况下，β仙王座的干扰，并定量估计的目的是如何可用的观测约束条件确定的类型和精度，我们的推论，我们设置的阶段野兔和猎犬练习。在这方面的贡献，我们提出了一个简单的情况下，我们假设为“观察到”的频率的一个模型的频率的子集，然后评估一个密集的和广泛的网格模型的B-型星的地震优值函数的初步结果。我们还比较了有模式识别和没有模式识别时所得到的卡方曲面的行为。
2009-01-14 astro-ph.SR
Three open clusters containing Cepheids: NGC 6649, NGC 6664 and Berkeley 55
疏散星团中的经典造父变星在基准恒星演化模型、锚定宇宙距离尺度和确保哈勃常数方面发挥着重要作用。NGC 6649、NGC 6664和Berkeley 55是三个拥有经典造父变星和红（超）巨星的相关星系团，因此开始了一项分析，以评估新获得的光谱（$\approx$ 50）、档案测光和$Gaia$ DR 2数据。重要的是，首次确定了NGC 6649和NGC 6664演化成员的化学丰度。我们发现，他们是轻微的金属贫相对于平均银河系梯度，和过剩的Ba观察。这些星团可能属于薄盘，后者的发现支持D 'Orazi等人（2009）的“$s$ -增强”方案。NGC 6664和Berkeley 55的径向速度与银河系的自转一致，而NGC 6649则显示出一种特殊的速度。由此产生的年龄估计的集群（$\approx$ 70马）意味着群众的（超）巨大人口$\approx$ 6 M $_{sun}$。最后，观测到的黄-红（超）巨星比率低于预期，相对于模型的总体差异反映了突出的理论不确定性。
2020-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A suite of classical Cepheids tied to the binary cluster Berkeley 58 \& NGC 7790
本研究利用多波段测光、造父变星周龄关系及 Gaia DR3 数据，确认四颗经典造父变星属于 NGC 7790–Berkeley 58 双星团，并区分邻近但更年轻、更近的 NGC 7788。
2024-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the incidence of magnetic fields in slowly-pulsating B, Beta Cephei and B-type emission line stars
利用ESPaDONS和NARVAL光谱偏振计对12颗慢脉动B星、8颗仙王座β星和2颗Be星进行了40次高分辨率圆偏振光谱测量。这些观测的目的是评估最近Hubrig（2006）、Hubrig（2007）和Hubrig（2009）使用低分辨率分光偏振测量法获得的这类恒星中磁场检测发生率高的说法。达到的精度通常与Hubrig等人获得的精度相当或更高，虽然我们的新观测的特点是对金属线和He线轮廓的分辨率，以及由此产生的对零净纵向分量的磁场的灵敏度。在SPB星，我们确认检测磁场在一颗星（16 Peg），但没有发现的领域存在的证据，在其余的11。在仙后座β星中，我们探测到了一个位于xi^1 CMa的磁场，但在其余7颗星中没有。最后，两颗B型发射线恒星都没有显示出任何磁场的证据。根据我们的研究结果，我们得出结论，领域是不常见的SPB，β Cep和B型发射线恒星，符合一般罕见的领域在更广泛的人口的主序星B型星。
2009-06-08 astro-ph.SR
Modelling hybrid Beta Cephei/SPB pulsations: Gamma Pegasi
最近对混合变星飞马座Gamma的光度和光谱观测（Wavelet al. 2009，Wavelet 2009）揭示了6个SPB型脉动频率和8个Beta Cep型脉动频率。通过拟合三个频率（径向基本模式和两个偶极模式的频率），使用OPAL（Iglesias & Rogers 1996）和OP（Seaton 2005）不透明度构建的标准地震模型不能再现观测到的脉动的频率范围，也不能以令人满意的精度拟合观测到的各个频率。我们认为，更好的拟合可以实现与不透明度增强，在OP数据，由约20- 50%左右的不透明度凸块产生的铁族元素的激发离子在温度约200 000 K（Z凸块）和2万K（深不透明度凸块）。
2009-09-25 astro-ph.SR
The Distance Measurement of NGC 1313 With Cepheids
本文介绍了利用哈勃空间望远镜上的宽视场行星照相机2对棒旋星系NGC 1313中造父变星的探测。获得了20个B（F450 W）和V（F555 W）历元的观测数据，时间跨度超过三周，在此基础上，使用HSTphot软件包对监测场中的所有恒星进行了轮廓拟合测光。一个包含26颗变星的样本被确认为造父变星，周期在3到14天之间。基于推导出的B和V波段的周期-亮度关系，采用大麦云作为距离零点校准器，获得了消光校正距离模μ = 28.32 +- 0.08（随机）+- 0.06（系统）。上述模量对应于4.61 +-0.17（随机）+-0.13（系统）Mpc的距离，与文献中报道的具有不确定性的先前测量一致。另外，对NGC 1313的红化也很小。
2016-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
An asteroseismic study of the beta Cephei star 12 Lacertae: multisite spectroscopic observations, mode identification and seismic modelling
我们提出的结果，光谱多站点运动的β仙王座星12（DD）蝎虎。我们的研究是基于在11个月的时间跨度内用8台不同的望远镜收集的上千个高分辨率高S/N光谱。此外，我们利用许多档案光谱测量。我们确认了最近从测光中发现的10个独立频率，以及谐波和组合频率。特别地，在我们的光谱中检测到之前报道的频率为0.3428 1/d的类SPB g模。对于f1 = 5.178964 1/d，f2 = 5.334224 1/d，f3 = 5.066316 1/d和f4 = 5.490133 1/d，我们确定了四个主要模式：（l1，m1）=（1，1），（l2，m2）=（0，0），（l3，m3）=（1，0）和（l4，m4）=（2，1）。分别我们的地震模拟表明，f2可能是径向第一泛音和核心超调参数α_ov低于0.4的本地压力标度高度。
2009-04-03 astro-ph.SR
Asiago eclipsing binaries program. IV. SZ Camelopardalis, a beta Cephei pulsator in a quadruple, eclipsing system
本文对复系统早型食双星SZCam（O 9 IV + B0.5V）进行了分光光度分析，它由一对轨道周期为P=2.7天的食星SB 2绕一对轨道周期为P =2.8天的非食星SB 1长轨道运行（约55年）组成。我们已经重建的光谱的各个组成部分的SZ凸轮从所观察到的复合光谱使用光谱解纠缠技术。我们使用它们与广泛和准确的BVI CCD测光，以获得轨道的解决方案。我们的测光揭示了在SZ Cam分级系统中存在一个β Cep变量，可能位于非食SB 1对内。脉动周期为0.33265+/-0.00005天，在B波段观测到的总振幅为0.0105 +/-0.0005 mag. NLTE分析的解纠缠光谱提供了所有三个组成部分的大气参数，与来自轨道解的参数一致。
2012-02-01 astro-ph.SR
High-precision broadband linear polarimetry of early-type binaries IV. Binary system of DH Cephei in the open cluster of NGC 7380
本研究利用高精度多波段偏振测量分析了NGC 7380中的DH Cephei双星系统，通过Stokes参数推导出其轨道倾角、取向及顺时针旋转方向，并估计了系统的质量损失率。
2023-07-20 astro-ph.SR
Combining BRITE and ground-based photometry for the Beta Cephei star Nu Eridani: impact on photometric pulsation mode identification and detection of several g modes
我们同时报告了一个基于地面和空间的光度研究的造父β星Nu波江座。组成BRITE星座的五颗卫星中的四颗已经进行了半年的观测，并辅以地面光电测光。我们表明，仔细结合这两个数据集几乎消除了混淆的问题，往往阻碍了时间序列分析。我们在光变曲线中检测到恒星固有的40个周期信号。尽管较低的检测限，我们没有恢复所有的压力和混合模式以前在文献中报道，但我们新检测到6个额外的重力模式。这种行为是脉动幅度的时间变化的结果，我们也检测到的一些p模式。我们指出，理论上预测的脉动振幅对波长的依赖性是陡峭的视觉通带比那些观测测量，在一定程度上，三个主要的脉动模式的波江座将被错误地识别使用的数据，仅在光学滤波器。我们讨论这种差异的可能原因。
2016-09-29 astro-ph.SR
Anchors for the Cosmic Distance Scale: the Cepheid QZ Normae in the Open Cluster NGC 6067
造父变星是建立宇宙距离尺度的关键。因此，通过QZ Nor、V340 Nor和GU Nor在疏散星团NGC 6067中的成员资格来评估它们作为莱维特定律校准器的可行性是很重要的。以下证据证实了QZ Nor和V340 Nor是NGC 6067的成员，而GU Nor可能位于前景：（i）QZ Nor和V340 Nor的现有径向速度与该星团的建立一致（-39.4+-1.2 km/s）到1 km/s以内，而GU Nor则表现出明显较小的值;（ii）一个陡峭的速度-距离梯度表征了朝向NGC 6067的视线，因此意味着共享共同速度的物体几乎是等距的;（iii）为NGC 6067构建的径向轮廓表明，QZ Nor位于星系团边界内，尽管距离星系团中心20';（iv）NGC 6067的新BVJH测光证实了星团距离d=1.75+-0.10 kpc，这一结果与使用Benedict等人（2007年，HST天体松弛）校准计算的QZ Nor/V340 Nor的Weseneirs距离相匹配。QZ Nor是一个造父变星星团，应该被用作宇宙距离尺度的校准器。
2013-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding the dynamical structure of pulsating stars: The center-of-mass velocity and the Baade-Wesselink projection factor of the beta-Cephei star alpha-Lupi
脉动恒星的高分辨率光谱是研究其大气动力学结构的有力工具。线的不对称性被用来导出恒星的质心速度，而直接测量大气速度梯度有助于确定用于Baade-Wesselink距离确定方法的投影因子。我们的目标是推导出仙王座β星α-Lup的质心速度和投影因子。我们目前的HARPS高光谱分辨率观测α-Lup。我们计算了一阶矩径向速度，并通过双高斯拟合谱线轮廓，推导出线不对称性。γ速度和γ不对称性（分别定义为径向速度和线不对称性曲线的平均值）之间的相关性被用来推导恒星的质心速度。通过结合我们的大气速度梯度的光谱测定与恒星光球的流体动力学模型，我们推导出一个半理论的投影因子α Lup。我们发现质心速度为Vgamma = 7.9 +/- 0.6 km/s，α Lup大气中的速度梯度为零。我们将通常的投影因子分解为三部分，p = p0 fgrad fog（最初是为造父变星开发的），并将投影因子p = 1.43 +/-0.01应用于α Lup。通过与经典造父变星的HARPS观测结果的比较，我们还指出了大气速度梯度与径向速度曲线振幅之间的线性关系。此外，我们观察到相移（范霍夫效应），而α Lup没有速度梯度。
2013-05-31 astro-ph.SR
Variable Stars in Large Magellanic Cloud Globular Clusters II: NGC 1786
这是研究大麦云球状星团中变星的系列论文中的第二篇。本系列的主要目标是研究在奥斯特霍夫中间系统中的RR型天琴座星与奥斯特霍夫I/II系统中的对应星的比较。在本文中，我们提出了我们的新的时间序列BV光度学研究的球状星团NGC 1786的结果。在我们的视野中总共识别出65颗变星。这些变星包括53颗天琴座RR型变星（27颗RRab，18颗RRc和8颗RRd），3颗经典造父变星，1颗II型造父变星，1颗反常造父变星，2颗食双星，3颗盾牌座Delta/凤凰座SX变星，以及2颗未确定类型的变星。这些变量的光度参数。我们目前的一些RR天琴座恒星的物理性质，来自傅立叶分析他们的光变曲线。我们讨论了Oosterhoff型的几个不同的指标，这些指标表明NGC 1786的Oosterhoff分类并不像大多数球状星团那样清晰。
2012-10-22 astro-ph.SR
Multiple stellar populations in NGC 1866. New clues from Cepheids and Colour-Magnitude Diagram
我们进行了一个全面的研究，在年轻的大麦云星系团NGC 1866的恒星星族，结合分析其最好的研究造父变星的一个非常准确的颜色星等图（CMD）从最新的哈勃太空望远镜测光。我们使用贝叶斯方法的基础上，新的PARSEC恒星演化轨道的超调和旋转，以获得年龄和初始旋转速度的五个良好的研究造父变星的集群。我们发现，四个造父变星属于一个最初缓慢旋转的年轻人口（$ 176 \pm 5$ Myr），而第五个是显着老年人，无论是$ 288 \pm 20$ Myr的模型具有高初始旋转速度（$ω_\mathrm{i} \sim 0.9$），或$ 202 \pm 5$ Myr的缓慢旋转的模型。CMD的补充分析排除了后一种解决方案，同时强烈支持存在两个不同的群体，分别为$\sim$ 1.76亿年和$\sim$ 2.88亿年。此外，观测到的多重主序星和转折点表明，较年轻的星群主要由缓慢旋转的恒星组成，就像四颗较年轻的造父变星一样，而较老的星群主要由最初快速旋转的恒星组成，就像第五颗造父变星一样。我们的研究不仅强化了像NGC 1866这样的年轻星团拥有多个种群的概念，而且还暗示第一个种群，即较老的种群，可能继承了母云的角动量，而第二个种群的恒星，年轻的，没有。
2019-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Polarimetric detection of nonradial oscillation modes in the beta Cephei star beta Crucis
在这里，我们报告的偏振变化的检测由于非径向模式在仙王座β星β十字座。在这样做，我们确认40岁的预测脉动引起的偏振变化和它的效用在asteroseismology模式识别。在一种适合于其他β Cep恒星的方法中，我们将偏振测量与天基测光和档案光谱学相结合，以确定偏振测量中的主导非径向模式f2为l = 3，m = -3（Dziembowski的m约定），并确定恒星轴位置角为25（或205）+/- 8度。旋转轴相对于视线的倾斜度被推导为约。46度从偏振测量和光谱学的结合，促进识别其他模式，并允许进行星震建模。这揭示了一颗质量为14.5 +/- 0.5太阳质量的恒星和一个对流核心，包含大约1000个恒星。是它质量的28%--这使得十字座β星成为有着星震年龄的最大恒星。
2022-05-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
uvbybeta photometry of early type open cluster and field stars
仙王座β星和慢脉动B（SPB）星是大质量的主序星变星。它们脉动驱动的强度很大程度上取决于铁族元素的不透明度。由于许多这样的恒星自然地出现在年轻的疏散星团中，其金属丰度可以用几种基本的方法来确定，因此研究几个年轻的疏散星团中脉动的发生率是合乎逻辑的。为了给这样的研究提供基础，对疏散星团的目标恒星进行了斯特罗姆-克劳福德uvbybeta测光，以确定有效温度、光度，从而确定星团成员。在三次观测过程中，获得了168颗目标星的紫外-β测光，并通过对117颗标准星的测量将其转换为标准系统。目标星的名单还包括一些已知的星团和场β造父星，以及β造父星和SPB候选星，它们是开普勒卫星任务的小行星地震部分的目标。给出了uvbybeta测光结果。的数据显示是在标准系统，和目标星的属性进行了讨论：140这些确实是OB星，总共有101个目标位于β仙王座和/或SPB星不稳定带，每个调查集群包含这样的潜在的辐射。这些测量结果将在随后的一些出版物中得到利用。
2011-02-24 astro-ph.SR
Anchors for the Cosmic Distance Scale: the Cepheids U Sgr, CF Cas and CEab Cas
新的和现有的X射线，UBVJHKsW（1-4）和光谱观测进行了分析，以限制M25，NGC 7790和尘埃沿其视线的基本参数。星团特别重要，因为它们拥有经典的造父变星U Sgr，CF Cas，以及视觉双星造父变星CEa和CEb Cas。多波段分析的精确结果，以及从大约140年的观测中全面确定造父变星的周期演化（dP/dt），有助于解决人们对星团及其关键造父变星成分的担忧。具体来说，M25和NGC 7790的距离分别是630+-25秒差距和3.40+-0.15千秒差距。
2013-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The close Be star companion of Beta Cephei
Cep β类脉动恒星的原型，Cep β，旋转相对缓慢，但显示出偶发的H α辐射。这种行为是典型的经典Be星。有一段时间，这与我们对Be现象的理解相矛盾，因为快速旋转被认为是Be恒星发射阶段的先决条件。最近的研究表明，H α辐射实际上是由于该恒星的一个近伴星（距离约0.25”）。这解决了这个密切的伴星是否是经典Be星的明显谜团。我们的目标是通过确定其光谱类型和vsin i等属性来验证这颗近距离伴星是有效Be星的假设。我们用分光天体测量法来研究密近双星系统。利用观察到的光谱天体测量特征，我们将复合二元光谱分成B波段和R波段的组成光谱。分裂光谱允许我们估计二进制分量的光谱类型。发现该密近双星系统的主星光谱类型为B2 III，副星光谱类型为B5 Ve。根据质量与谱型的关系，我们确定了双星的质量分别为M_p = 12.6+/-3.2 M_* 和M_s = 4.4+/-0.7 M_*。光谱测量数据允许对轨道有一定的约束，我们建议对先前确定的轨道进行适度的修正。我们确认系统的主恒星是一个慢自转体（vsin i =29 + 43/-29 km/s），而副恒星的自转速度明显更快，vsin i =230+/-45 km/s。我们表明，密切的同伴β Cep小学是一个有效的经典Be星。它的光谱类型为B5 Ve，是一个相对较快的旋转体。
2009-03-01 astro-ph.SR
Ground-based observations of the beta Cephei CoRoT main target HD 180642: abundance analysis and mode identification
造父β星HD 180642是由CoRoT卫星在2007年观测到的。从非常高精度的光变曲线，它的脉动频谱可以第一次推导出来（Degroote和合作者）。在本文中，我们获得了额外的约束条件，为即将到来的asteroseismic建模的目标。我们的研究结果是基于广泛的地面多色测光和高分辨率光谱。由光谱测定T_eff = 24500 ± 1000 K，log g = 3.45 ± 0.15dex。衍生的化学丰度是一致的，在太阳附近的B星，除了一个温和的氮过剩。金属丰度Z = 0.0099 ± 0.0016。在测光中检测三种模式。对于其中两个，度l是明确确定的：对于频率5.48694 1/d和0.30818 1/d，分别为l = 0和l = 3。径向模式是非线性的，并且高度占主导地位，其在U形滤波器中的振幅比其他模式中的最强模式大约15倍。对于测光中发现的第三个频率7.36673 1/d，仍然存在两种可能性：l = 0或3。在径向速度，占主导地位的径向模式提出了一个所谓的stillstand，但没有观察到明显的证据的存在的冲击。在光谱中发现了四个低振幅模式，其中一个频率为8.4079 1/d，被确定为（l，m）=（3，2）。在此基础上，我们最终得到了赤道自转速度为38 ± 15 km/s。
2009-06-19 astro-ph.SR
Near-infrared observations of RR Lyrae and Type II Cepheid variables in the metal-rich bulge globular cluster NGC 6441
NGC 6441是一个凸出的球状星团，具有不寻常的水平分支形态，以及丰富的天琴座RR型变星（RRL）和造父变星II型变星（T2 C），这是它相对高的金属丰度所意想不到的。我们提出了近红外（NIR，$JHK_s$）时间序列观测的42 RRL，8 T2 Cs，和10食双星候选变量在NGC 6441。多历元观测是使用8米双子座南望远镜上的FLAMINGOS-2仪器获得的。利用多波段资料研究了RRL和T2 C变星的脉动特性，包括它们的光变曲线、不稳定带、周期-振幅图以及周期-光度和周期-韦森关系（PLR和PWR）在$JHK_s$滤波器中的应用。NGC 6441（[Fe/H] $=-0.44\pm0.07$ ~dex）的正则氦含量和平均金属丰度的理论模型与RRL变星的近红外脉动特性吻合较好。氦增强的RRL模型预测更明亮的近红外星等和更蓝的颜色比在集群中的RRL的观测。这表明NGC 6441中的这些RRL变量要么没有像以前认为的那样显著地增强氦，要么这种增强的影响在NIR中比脉动模型的预测要小。我们还利用RRL周期-光度-金属丰度（PLZ）关系的理论校准，同时估计平均红化，$E(J-K_s)=0.26\pm0.06$ ~mag，和距离，$d=12.67\pm0.09$ ~kpc，到NGC 6441。我们的平均红化值和距离分别与基于红团星和最新盖亚数据的凸起红化图的独立估计一致。我们的距离和红化…
2022-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The 2003-4 multisite photometric campaign for the Beta Cephei and eclipsing star 16 (EN) Lacertae with an Appendix on 2 Andromedae, the variable comparison star
报道了一次对仙王座β和蝎虎座16的多点测光活动。在185个夜晚，使用10台望远镜获得了749小时的高质量差分光电斯特罗姆格伦、约翰逊和日内瓦时间序列测光。在去除脉动贡献之后，尝试通过计算机程序EBOP来求解由此产生的食光曲线。虽然没有得到唯一的解，但通过比较赫兹-罗素图中次级分量的计算位置与进化轨迹，可以限制解的范围。对于三个高振幅的脉动模式，uvy和日内瓦UBG振幅比的推导和比较与球谐度l <= 4的理论。最高的程度，l = 4，被证明是不符合的意见。一个模式被发现是径向的，一个是l = 1，而在其余的情况下，l = 2或3。目前的多站点观测相结合的档案测光，以调查的长期变化的振幅和相位的三个高振幅脉动模式。径向模态在73年的时间尺度上表现出非正弦变化。l = 1模是一个频率间隔不相等的三重模，产生两个拍频周期，720.7天和29.1年。l = 2或3模的振幅和相位在380.5天和43年的时间尺度上变化。附录中讨论了比较星2 And的光变。
2015-08-21 astro-ph.SR
Discovery and Characterization of a Rare Magnetic Hybrid $β$ Cephei Slowly Pulsating B-type Star in an Eclipsing Binary in the Young Open Cluster NGC 6193
多达10%的OB型恒星具有全球磁场，这是令人惊讶的，因为它们的内部结构在表面附近是辐射性的。脉动是内部结构的一个直接探测器，一些OB型恒星表现出压力模式（$β$ Cep脉动子）或重力模式（慢脉动B型恒星; SPB）;少数罕见的混合$β$ Cep/SPB在H-R图中占据了一条狭窄的不稳定带。恒星最精确的基本性质是从食双星（EB）中获得的，而那些已知年龄和金属丰度的星团中的恒星提供了最严格的理论约束。在这里，我们报告的发现，HD 149834在$\sim$ 500万年集群NGC 6193是一个EB，包括一个混合$β$ Cep/SPB分解器和一个高辐射的低质量的同伴。我们确定的质量，半径和温度的两颗恒星; $\sim$ 9.7 M $_\odot$主要居住在不稳定带的混合脉动理论预测。SPB和$β$ Cep脉动的存在表明该系统具有近太阳的金属丰度，并且处于主序星寿命的后半部分。1.2 M $\sim$伴星的半径与理论上主序前5百万年的等时线一致，但它的温度比预期的要高得多，可能是由于主星的辐射。主星的半径比预期的要大，除非它的金属丰度是超太阳的。最后，光变曲线显示了与主星旋转一致的剩余调制，钱德拉的观测揭示了耀斑，这两个都表明主星上存在恒星黑子和磁性。
2021-02-11 astro-ph.SR
Asteroseismology of massive stars in the young open cluster NGC 884: a status report
为了提高我们对仙王座β星的理解，我们在疏散星团NGC 884（英仙座chi）上建立了一个测光多站点活动。2005年至2007年，共有13台望远镜参与了这项活动，共拍摄了近78000帧CCD图像。我们提出了一个最新的状态，这些数据的分析，其中几个有趣的振荡星被指出。最后，我们展望未来。
2009-01-06 astro-ph.SR
Discovery of the magnetic field in the pulsating B star beta Cephei
虽然这颗恒星本身并不富含He，但脉动的B1 IV型恒星β Cep的紫外线风线的周期性和可变性与在磁性He特有的B型恒星中观察到的相似，这表明β Cep是磁性的。我们用分光偏振法寻找磁场。从紫外光谱，我们分析了风的变化，并研究了与磁数据的相关性。使用130个时间分辨圆偏振光谱，从1998年到2005年在2米TBL的MuSiCoS spectropolarimeter获得的，我们应用最小二乘解卷积方法的斯托克斯V光谱，并推导出纵向分量的积分磁场在可见半球的恒星。我们进行了一个周期分析的磁性数据和EW测量的紫外线风线超过17年。我们还分析了短期和长期的径向速度变化，这是由于脉动和90年的双运动。β Cep具有振幅为97（4）G、平均值为-6（3）G的正弦变化磁场。从紫外风线的变化，我们得到了12.00075（11）天的周期，这是恒星的旋转周期，并与所观察到的磁调制兼容。最大和最小场的相位匹配的最大发射的紫外线风线，强烈支持倾斜的磁转子模型。我们讨论的脉动行为和紫外线变异的函数的磁行为。本文介绍了分析的第一次确认检测偶极磁场在上主序脉动星。最大的风吸收起源于磁赤道面。最大发射发生在磁北极指向地球时。径向速度与其Be星双星伴星的~90-y轨道一致。
2013-05-12 astro-ph.SR
New Cepheid variables in the young open clusters Berkeley 51 and Berkeley 55
作为对银河系疏散星团中演化大质量恒星进行更广泛调查的一部分，我们已经在很少研究的星系团Berkeley 51，Berkeley 55和NGC 6603中确定了三个候选的经典造父变星。利用新的多历元测光方法，我们确认Be 51 #162和Be 55 #107是真正的造父变星，脉动周期分别为9.83 ± 0.01 d和5.850 ± 0.005 d，而NGC 6603星W2249没有明显的光度变化。利用造父变星的周期-光度关系，我们确定到Be 51的距离为5.3（+1.0，-0.8）千秒差距和44（+9，-8）百万年的年龄，将其置于英仙座臂的一个稀疏证明的区域。对于Be 55，我们发现距离为2.2+/-0.3千秒差距和63（+12，-11）百万年的年龄，加上我们最近在星暴星团VdBH 222中发现的长周期造父变星，这些都代表了银河系疏散星团中已知的年轻大质量造父变星数量的重要增加。我们还考虑了新的盖亚（数据发布2）的星系松弛和Be 51和Be 55成员的自行;星系松弛的不确定性不允许我们改进我们对这些星系团的距离估计，但约束良好的自行测量提供了进一步确认星系团成员资格。然而，未来的最终盖亚天体应该提供有价值的独立距离测量，改善周期光度关系的校准，并对宇宙尺度的距离阶梯产生影响。
2018-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
